Introduction
Bien que certains interprètent la chute d’une étoile dans l’Epopée de Gilgamesh comme le possible récit du passage d’une comète, les premières traces écrites des comètes se trouvent indubitablement dans de vieux écrits chinois du IVème siècle avant JC, dans la tombe de Li Cang conservée au musée de la province du Hunan. Si les Chinois avaient réalisé une représentation des comètes en les class#ant en plus de 40 types, la reproduction historique la plus criante du passage d’une comète se trouve sur la tapisserie de Bayeux dépeignant le passage de la comète de Halley.
La tapisserie de Bayeux montre le passage de la comète de Halley
Les observations de Tycho Brahé, les théories de Edmund Halley et les propositions d’Emmanuel Kant conduisent à une vision relativement moderne des comètes. Les comètes sont surtout connues pour leur manifestation visible dans le ciel par la longue trainée lumineuse que forment leurs queues. Ces deux queues sont dues à la sublimation de la matière lors du passage à proximité du Soleil. D’un côté, la vaporisation de la glace et des gaz permet le relâchement de poussières qui forment une première queue, de l’autre, les gaz neutres sont excités par les photons UV et perdent leurs électrons premettant ainsi leur fluorescence. C’est ce gaz ionisé sensible au champ magnétique solaire que la queue ionique matérialise. Il ne faut cependant pas oublier que le centre des comètes est un mélange intime de glace et de roches.
La comète Hale-Bopp avec sa queue de poussière (claire et lumineuse) et sa queue ionique (bleue) en avril 1987
La comète Hale-Bopp avec sa queue de poussière (claire et lumineuse) et sa queue ionique (bleue) en avril 1987
1 Les connaissances sur les comètes avant la mission Stardust
1.1 Etudes historiques et orbitales des comètes
Avant le XVIIème siècle, les comètes étaient surtout perçues comme des manifestations atmosphériques et non astronomiques. En témoignent, par exemple, les écrits d’Aristote qui attribuent l’origine des comètes à des sécrétions atmosphériques qui s’enflamment occasionnellement. Plus tard, Sénèque opposera à Aristote le fait que ces comètes ne sont pas affectées par le vent et ne peuvent donc être d’origine atmosphérique : elles sont donc d’origine astronomique. Une fois leur origine céleste déterminée, la question de leur mouvement au sein du système solaire se posa. Johannes Kepler qui avait établi en 1609 les trois lois qui portent maintenant son nom ne pensait pas que ces dernières s’appliquaient aux objets autres que les planètes et reprenait alors à son compte l’idée de Galilée selon laquelle les comètes devaient voyager en ligne droite, entre les planètes. Le débat s’engagea entre les partisans de la trajectoire rectiligne comme Christian Huygens ou bien encore Johannes Hevelius et ceux parmi lesquels figuraient Giovani Borrelli, Robert Hooke ou encore Giovanni Cassini qui pensaient que ces corps répondaient eux aussi aux lois de Kepler. Le débat fut définitivement tranché lors du passage de la comète de 1680 qui permit une observation durant plusieurs semaines de la trajectoire de la comète. A partir de ces observations, Newton démontra en 1687, que d’après sa loi de gravitation universelle, les comètes devaient avoir une orbite elliptique. Les études des trajectoires orbitales des comètes pouvaient alors commencer. Dès 1705, Edmund Halley remarqua que les passages des comètes de 1531, 1607 et 1682 avaient des caractéristiques orbitales similaires. Il supposa alors que ces trois comètes devaient en fait en être une seule et prédit son retour pour les années 1758-1759. La réapparition de cette comète en 1758 avec un passage au périhélie (le point de l’orbite le plus proche du Soleil) le 13 mars 1759 fit triompher les prédictions de Halley mais aussi les théories de Newton.
1.2 Les principales caractéristiques des comètes
Une fois les premières théories assises, les scientifiques se sont interessés à la nature des comètes, à leur structure mais aussi à leur origine tant en terme d’histoire qu’en terme de provenance. C’est au cours du XIXème et de la période allant jusqu’au milieu du XXème siècle que le modèle que nous avons à l’heure actuelle des comètes vit le jour.
1.2.1 Composition chimique des comètes
Les premiers observateurs de comètes les avaient bien entendus repèrées grâce à la longue queue lumineuse ou coma qu’elle laisse dans le ciel. Cependant, ce sont Olbers en 1812 puis Bessel en 1836 qui proposèrent que la queue était composée de particules solides sur lesquelles agissait une force inconnue en direction opposée au soleil. Bessel fonda notamment sa théorie d’après les observations intensives menées sur la comète de Halley lors de son passage en 1835. Schiaparelli et Secchi tentèrent d’élucider la nature de ces particules solides en étudiant les comètes Swift-Tuttle (1862) et Tempel-Tuttle (1866). La coincidence de leurs trajectoires avec les étoiles filantes des Léonides et des Perséïdes les conduisit à proposer un lien entre comètes et météores. Ils se demandèrent tout de même dans quel sens le lien devait être fait : les étoiles filantes sont-elles des essaims de petites comètes ou bien les comètes se “dissolvent”-elles donnant alors les étoiles filantes? Dans tous les cas, la proposition d’une perte de matière des comètes était faite.
Composition en éléments légers des comètes
La composition des comètes a été estimée par les premières observations spectroscopiques de Donati et Huggins. Donati remarqua dans le spectre de la comète de 1864 la présence de deux bandes noires et trois raies claires qu’il attribua à la présence de métaux. Il proposa de les comparer à des spectres de laboratoire afin de déterminer la nature de ces métaux. C’est ce que fit Huggins en 1868 : il compara ses observations du spectre de la comète Winnnecke avec celles qu’il avait obtenues en brûlant de l’éthylène. Il observa des raies ayant la même position et la même intensité et en déduisit que les trois raies provenaient du carbone, élément qui devait être présent dans les comètes. En 1900, la mystérieuse force agissant sur les poussières qui créait la queue fut identifiée par Arrhenius comme étant la pression de radiation solaire : les particules élémentaires (électrons, protons) qui constituent le vent solaire peuvent repousser la matière constituant la comète. En 1909, Debye proposa que celle-ci agissait aussi sur les molécules : l’explication de la présence de la queue comètaire était faite. La spectroscopie fit une autre avancée lorsque Schwarzschild et Kron en 1911 proposèrent un lien entre la brillance de la queue de la comète de Halley et la quantité de particules qui s’y trouvait. Ils ne pouvaient expliquer cette relation entre les deux qu’en mettant en avant une fluorescence des particules éjectés de la tête de la comète. Ils en profitèrent pour réinterpréter les résultats de Wright sur la comète de 1910 qui avait vu le doublet de fluorescence du sodium mais qui pensait qu’il s’agissait d’une vapeur produite par la chaleur. La queue de la comète est donc constituée de particules excitées par le vent solaire.
section1Spectre d'émission de la comète de Halley dans la gamme 2,4 à 5µ montrant quelques éléments légers
Les articles de Wurm de 1935 à 1939 permirent une avancée considérable dans la connaissance de la composition des comètes. Il détecta successivement la présence des radicaux CO+, C2N2, C2, CH, N2+. Il suggèra par ailleurs que ces radicaux n’étaient pas tels quels au sein des comètes mais qu’ils provenaient d’une photodissociation de molécules plus stables présentes à l’intérieur de la comète telles que CO2 ou CO, N2 ou encore NH3. A cela s’ajouta à la même époque la découverte du rayonnement à 3090 Å due à la liaison OH dans la comète Cunningham de 1940. Cependant, l’origine de cet OH fut présentée comme se retrouvant dans des molécules et non comme provenant de l’eau. La composition principale en molécules légères étaient alors déterminée. Par ailleurs, en 1942, Swings démontra l’idée formulée précédemment par Schwarzschild et Kron sur la contribution de la lumière solaire dans la fluorescence des molécules présentes dans la queue des comètes[swings_spectra_1942] en basant son étude sur l’existence de CN dans les comètes. Il suggèra aussi la présence de poussières solides dans le noyau des comètes en supposant que celles-ci pourraient être semblables à celles contenues dans les météorites. Indépendamment, Levin arriva à une conclusion voisine en conduisant des expériences sur la désorption de gaz de la surface des météorites. Ceci l’amena à penser que les gaz des comètes pouvaient avoir une origine similaire, c’est à dire une désorption provenant de la surface du noyau qui devait donc être de type météoritique. Ces deux contributions amenèrent à l’hypothèse d’un noyau cohésif s’opposant à celui de Lyttleton qui pensait que les comètes étaient formées par une agrégation lâche de nuage de poussière préexistant (sandbank model). Quelque soit le modèle choisi, les comètes semblaient donc être formées d’un mélange de glace et de poussières. Whipple mit la touche finale à ce modèle en proposant en 1950 l’hypothèse du noyau de type « icy conglomerate » : un noyau fait de glaces (d’eau mais aussi d’autres molécules) cimentant des poussières météoritiques se sublime de plus en plus au fur et à mesure de son approche du soleil engendrant la queue.
Ce modèle permet d’expliquer une grande partie des observations qui avaient été faites jusqu’à cette époque : d’une part, l’importante production de gaz qui avait été observée lors du passage de la comète de Halley, d’autre part, la non linéarité de la queue de la comète qui pouvait être reproduite si le noyau était en rotation. De plus, cela permettait d’expliquer la survie des comètes même après leur passage près du Soleil : les noyaux des comètes devaient avoir une cohésion assez importante pour résister aux forces gravitationelles du Soleil. Le débat entre le modèle de Lyttleton et celui de Whipple continua mais les observations confortaient de plus en plus le modèle du noyau de glace sale. Cependant, les quantités respectives des différents constituants étaient très mal connues. La présence d’une grande quantité d’hydrogène sous forme de nuage autour de la comète a été d’abord détectée dans la comète Tago-Sato-Kosaka. Conjointement avec la détection, la quantification et la mesure du taux de production de radicaux OH dans la comète Kohoutek, Blamon et Festou proposèrent que les radicaux OH et l’hydrogène dégagé de la comète provenaient très certainement de l’eau. Les travaux de Keller et Lillie sur la comète Bennet amenèrent les mêmes conclusions.
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Minéralogie des comètes
Parallèlement à l’intérêt que portaient les scientifiques à la composition en éléments légers, les premières caractéristiques minéralogiques précises des comètes furent obtenues par la spectroscopie infrarouge. L’étude du spectre d’émission de la comète Bennett en 1969 a permis à Maas et al.(1970) de détecter une bande de longueur d’onde 10 µm caractéristique des silicates. Cette bande à 10 µm est due au mode d’élongation de la liaison Si-O. La présence de silicates a été détectée dans plusieurs comètes mais l’intensité et la forme de la bande à 10 µm varient d’une comète à l’autre. Une structure présente dans la bande à 10 µm a pour la première fois été observée pour la comète de Halley en 1987. Ce pic à 11.2 µm, observé par la suite dans d’autres comètes, a été interprété comme une preuve de forstérite. D’autres structures dans la bande à 10 µm des silicates des comètes à longues périodes ont pu être observées grâce à la réalisation de spectres IR à haute résolution. Par ailleurs, les changements de pente vers 9.2 µm et 9.3 µm ont été considérés comme caratéristiques du pyroxène et de silicates amorphes de composition pyroxènique. Expérimentalement, les spectres des comètes ont pu être reproduits, notamment, la bande à 10 µm par un mélange de matière dominée par des silicates amorphes, de l’olivine comme composant mineur (15-20%) et un peu de pyroxène. De larges progrès ont été faits dans notre compréhension de la minéralogie de la poussière des comètes grâce aux observations de la comète Hale-Bopp à l’aide du télescope spatial ISO]. Les spectres infrarouges montrent cinq pics correspondant à de la forstérite et des pics moins intenses à des pyroxènes (enstatite). Si toutes les interprétations des spectres de Hale-Bopp convergent vers une présence d’olivines et de pyroxènes sous forme amorphe et cristalline, la fraction en masse de silicates cristallins varie très fortement d’une étude à l’autre.
Spectre d'émission des ejectas de la comète Tempel 1 (Mission Deep Impact) 45 minutes après l'impact. Les silicates dominent le spectre.
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Structure du noyau comètaire
La structure du noyau comètaire a pu être précisée par différentes missions spatiales vers les comètes. Nous discuterons les apports de ces dernières plus loin.
Dans les années 80, de nouvelles observations ont permis d’affiner le modèle de Whipple voire de le modifier quelque peu. Le retour de la comète de Halley permit de préciser le modèle de structure des comètes. Deux nouveaux modèles ont été proposés simultanément : le modèle d’aggrégats fractals (“fractal aggregate”) par Donn et ses collaborateurs (1985, 1986) et le modèle d’assemblage de débris primordiaux (“primordial rubble pile”) par Weissman (1986).
Vision d'artistes des différents modèles de noyaux comètaires : a- Le modèle de Whipple du icy conglomerate, b- le fractal aggregate de Donn et al., c- le primordial rubble pile de Weissman d- le modèle icy glue de Gombosi et Houpis. Ces différents modèles ont été proposés avant les missions spatiales vers les comètes exceptées le modèle d.
Le modèle proposé par Donn et ses collaborateurs est essentiellement basé sur les études d’accrétion des petits grains dans la nébuleuse solaire : une accrétion aléatoire de petits grains devrait aboutir à la création de structure similaire quelle que soit l’échelle considérée, c’est à dire une structure fractale. Quant à Weissman et ses collègues, ils basèrent d’une leur proposition, d’une part, sur les travaux faits sur les astéroides parDavis, d’autre part, sur le fait que le dégagement de chaleur produit par le noyau comètaire ne devait pas être suffisant pour cimenter l’ensemble en un seul bloc monolithique.
Le modèle du “primordial rubble pile” gagna en importance grâce aux observations des comètes disloquées. La comète 3D/Biela fait partie des comètes disloquées qui ont pu être suivie dans le temps grâce à sa courte période de 6,6 ans. Elle fut observée en 1772, 1805, 1826 et 1832 en tant que comète simple. Lors de son retour en 1846, la rupture en deux parties de cette comète fut observée. Lors de son dernier passage en 1852, elle fût observée en tant que comète double et ne réapparut plus jamais. Les données compilées par Weissmann montrent qu’il n’existe pas de véritables corrélations avec des paramètres orbitaux tels que la distance au périhélie, la distance au-dessus du plan de l’écliptique etc… Il en conclua donc que cette rupture du noyau comètaire ne devait dépendre que de caractéristiques internes aux noyaux comètaires comme la fragilité du noyau, le relargage de gaz à partir de poches ou une trop grande rotation du noyau. Cependant, une autre possibilité de dislocation des comètes permet d’avoir accès aux noyaux comètaires lorsque ces dernières dépassent la limite de Roche d’une planète ou du Soleil.
Image obtenue par le telescope spatial Hubble de la comète disloquée Shoemaker-Levy 9 en Janvier 1994. Les points les plus brillants sont les noyaux les plus gros ce qui correspond aux prédictions réalisées selon le modèle du rubble-pile.
C’est ce qui est arrivé dans le cas de la comète D/Shoemaker-Levy 9 en 1992. Cette comète fût étudiée de façon très intense pour les données qu’elle pouvait apporter sur le noyau comètaire. Des observations et calculs a pu être déduit que le modèle rubble-pile était le plus approprié pour cette comète : le collier de perles que formaient les différents fragments pouvait être expliqué par le modèle de noyau suscité comprenant environ plusieurs centaines de petits corps glacés. Il put aussi être déduit que la densité moyenne de la comète était de l’ordre de 0.5 à 0.6 g.cm-3, ce qui est bien plus faible que les astéroides mais compatibles avec les IDPs (Interplanetary Dust Particles)(voir 1.2.3) supposées comme provenant des comètes.
1.2.2 Origine géographique des comètes dans le système solaire
On pense que les comètes proviennent de deux réservoirs distincts : la ceinture de Kuiper qui se situe juste au-delà de l’orbite de Neptune entre 30 et 100 UA2 et le nuage d’Oort qui se situe entre 40 000 et 100 000 UA.
Ces deux réservoirs sont à l’origine de deux grands groupes de comètes observées. Le premier groupe est constitué des comètes qui ont des périodes de retour inférieur à 200 ans. Ces-dernières sont dites comètes à courte période, telle la comète de Halley, et sont supposées essentiellement venir de la ceinture de Kuiper. Le deuxième groupe, les comètes à longue période (>200 ans), proviendrait essentiellement du nuage d’Oort.
Le nuage d’Oort
Dès 1932, Öpik postula que les comètes à longue période devait provenir d’un nuage aux confins du système solaire. La trajectoire des comètes et leur existence même relevant du paradoxe, Jan Oort reprit cette idée en 1950. L’orbite observée des comètes est fortement instable pensait Oort : soit ces dernières devraient finir leur trajectoire par une collision avec le Soleil, soit elles devraient être éjectées du système solaire. De plus, en s’approchant
du Soleil, les comètes devraient soit se briser sous l’effet de la gravité soit perdre l’ensemble de leur matière empêchant tout dégazage lors d’un nouveau passage. Ceci impliquait alors la conclusion suivante : plus aucune ne devrait exister à l’heure actuelle si elles ont bien été formées au début de l’histoire du système solaire. C’est pour résoudre ce paradoxe qu’Oort émit l’hypothèse de l’existence d’un nuage qui agirait comme un réservoir de comètes.
Il n’existe aucune observation directe du nuage d’Oort. Cependant, on pense que ce réservoir pourrait contenir mille milliards de noyaux cométaires, expulsés vers l’extérieur du Système Solaire à cause des perturbations stellaires et des marées galactiques. Ces noyaux se seraient formés par accrétion dans la région des planètes géantes. Ces dernières les auraient repoussées aux confins de notre Système Solaire à cause des perturbations gravitationnnelles qu’elles engendrent.
La ceinture de Kuiper
On supposait que les comètes à longue période avaient été capturées en comète à courte période par la gravité de Jupiter lors d’un passage vers le Soleil. Cependant, le nombre des comètes à courte période posait problème : un si grand nombre de comètes à courte période ne pouvait uniquement être expliqué par une provenance du nuage d’Oort. On postula alors l’existence d’un réservoir au-delà de Neptune (objet transneptunien) qui pouvait contenir une partie des comètes et qui est maintenant connu sous le nom de ceinture de Kuiper.
Dès 1930, Leonard suggèra, juste après la découverte de Pluton par Clyde Tombaugh, que cette nouvelle planète n’était pas le seul corps au-delà de Neptune mais que d’autres seraient certainement détectés un jour. Puis, en 1943, Edgeworth proposa que les objets présents au-delà de l’orbite de Neptune étaient trop espacés pour se condenser en planètes et devaient donc exister sous forme de plus petits corps qui sortaient parfois de leur orbite “stable” se transformant en comète. En 1951, Kuiper supposa qu’un disque s’était formé au-delà de Neptune au début de l’histoire du système solaire mais que la présence de Pluton devait avoir éjecté les plus petits corps vers le nuage d’Oort ou à l’extérieur du système solaire : la ceinture dite de Kuiper n’existerait donc plus. Les travaux suivants menés par Fernandez montrèrent que le nombre de comètes à courte période ne pouvait être expliqué seulement par une provenance du nuage d’Oort. Il suggèra donc l’existence d’un disque au-delà de l’orbite de Neptune entre 35 et 50 UA. Les simulations numériques menées consécutivement à cette hyopthèse par Duncan et ses collaborateurs montrèrent que l’existence d’une ceinture transneptunienne pouvait expliquer le nombre de comètes à courte période.
L’existence de la ceinture de Kuiper était au départ, comme le nuage de Oort, fortement hypothètique. Cependant, la proximité de la ceinture ainsi que l’avancée des techniques observationnelles ont permis, depuis, d’observer de nombreux objets transneptuniens ou objets de la ceinture de Kuiper. Le premier fût observé en 1992 par Jewitt et Luu et nommé (15760) 1992 QB1. Depuis, de nombreux objets ont été trouvés (plus d’une centaine), le plus gros étant 2003 UB 313 ou Eris.
A gauche, l'objet transneptunien Eris (2003 UB 313) et son satellite Dysnomia vus par le télescope spatial Hubble. A droite, une représentation d'artiste de ces deux corps